обработка данных полученных с атмосферного черенковского

ОБРАБОТКА ДАННЫХ ПОЛУЧЕННЫХ С
АТМОСФЕРНОГО ЧЕРЕНКОВСКОГО ТЕЛЕСКОПА ГТ-48
Василенко А., Соболенко М.
2009 г.
План
1. Черенковское излучение от гамма-лучей и космических лучей.
2. Черенковские телескопы как метод детектирования
2.1 ГТ-48
2.2 HESS
3. Методика реконструкции сигнала с ГТ-48.
3.1 Обработка данных Василенко А.
3.2 Обработка данных Соболенко М.
1. Черенковское излучение от гамма-лучей и космических лучей
Космическое электромагнитное излучение поглощается в земной атмосфере.
Например, в видимом диапазоне имеется окно прозрачности, но гамма-излучение
полностью поглощается. В зависимости от энергии последнего существуют различные
методы регистрации гамма-квантов, а именно:
• 105-109 еВ – спутники/стратостаты(баллоны);
• >1011 еВ (сверхвысокие энергии (СВЭ)) – наземные черенковские телескопы;
• >1014 еВ – сцинтиляционные детекторы.
При наблюдении на черенковских телескопах следует учитывать, что сам поток гаммаизлучения довольно мал, - на окружность диаметром 400 м падает только одна частица в
секунду.
Суть наблюдения гамма-квантов СВЭ состоит в том, что при вхождении такого кванта
в атмосферу Земли он взаимодействует с атомами атмосферы, рождая электромагнитный
каскад вторичных заряженных частиц и фотонов, которые и порождают черенковские
вспышки (электромагнитная компонента космических лучей). Эти вспышки
наблюдаются на Земле в видимом и УФ диапазонах в малом угле (~10) по направлению к
движению первичного кванта. Основные характеристики вспышек:
• площадь, освещаемая такой вспышкой, - десятки тысяч квадратных метров;
• яркость 22-23m, что сопоставимо с фоном ночного неба;
• длительность ~10 нс.
Главным препятствием для выделения и дальнейшего исследования источников
гамма-квантов СВЭ является наличие значительного фона космических лучей. Частицы
этих космических лучей также рождают черенковские вспышки в атмосфере Земли
вследствие электронно-ядерных каскадов (адронная компонента космических лучей)
[Рис.1]. В основном эти частицы протоны с примесью ядер гелия. Их поток в тысячи раз
превышает поток от гамма-квантов СВЭ.
Рис.1 Электромагнитная и адронная компоненты
Отбор вспышек, которые инициированы гамма-квантами, осуществляется исходя из
присутствующих отличий их изображений:
•
вспышки от гамма-квантов ориентированы в поле зрения камеры на источник
излучения (вследствие влияния межзвездных и межгалактических полей ЭМ
компонента будет иметь изотропное распределение на небе);
• изображение вспышек от гамма-квантов имеют более компактную форму и
меньшие угловые размеры (при ядерных взаимодействиях в адронном каскаде
вторичные частицы разлетаются под большими углами и данный каскад
происходит на меньших высотах чем ЭМ-каскад);
• вспышки от гамма-квантов СВЭ имеют более слабый поток в УФ диапазоне, чем
адронный каскад (вследствие разницы в высотах образования от адронной
компоненты идет сильный поток ультрафиолета λ=200-300 нм).
Любое из перечисленных отличий, не смотря на разные причины возникновения,
могут использоваться для выделения вспышек ЭМ компоненты.
2. Черенковские телескопы как метод детектирования
На сегодняшний день существует четыре поколения черенковских гамма-телескопов:
1-ое поколение: ФИАН; Дублин,Уни-вер-т; Вудстокский колл; Смитсон.обс.; Бомбей,
Институт физики; Сиднейский уни-т; Крымская обс. (РЧВ-1);Сиднейский уни-т; ФИАН
(Тянь-Шань).
2-ое поколение: CAT, HEGRA, WHIPPLE, ГТ-48.
3-ье поколение: HESS, MAGIC, CANGAROO, VERITAS.
4-ое поколение: CTA, AGIS (в стадии разработки).
Остановимся детальнее на разнице между телескопами 1-го и 2-го поколения. Они
использовали два разных метода регистрации вспышек.
1-ое поколение:
• не могло строить изображение самой вспышки;
• работало по принципу «транзита» источника через поле зрения телескопа,
вследствие вращения Земли;
Такие инструменты могли только зафиксировать факт существования черенковской
вспышки [Рис.2].
Рис.2 Телескоп 1-го поколения РЧВ-1 на КрАО
2-ое поколение использует многоканальные камеры. Это означает, что в фокусе
зеркала (или группы зеркал) размещается не один, а много светоприемников. Данный
прием позволяет построить «карту» вспышки, его изображение. Наблюдения начали
вестись методом слежения за объектом, - телескоп двигался за объектом с изменением
его положения на небе. Это сильно увеличило эффективность наблюдения и уменьшило
время их проведения для конкретного источника. Основные этапы этого метода:
1) Наблюдения источника в течении заданного интервала времени;
2) Регистрация фона на таком же промежутке времени. Телескоп смещен по прямому
восхождению таким образом, чтобы регистрация фона и источника происходили на
одинаковых зенитных и азимутальных углах.
Выбор продолжительности наблюдения обусловлен длительностью перевода
телескопа из источника на фон, наличие на фоне ярких звезд, которые приводят к засветке
определенного количества фотоумножителей.
2.1. ГТ-48
Как пример гамма-телескопа 2-го поколения рассмотрим черенковский гаммателескоп ГТ-48. Этот инструмент принадлежит отделу НИИ КрАО «Лаборатория гаммаастрономии сверхвысоких энергий». Это первый в мире телескоп, который состоит из
отдельных секций. Данное обстоятельство позволяет использовать определенные
стереопараметры для отсеивания гамма-подобных вспышек.
Телескоп расположен на высоте 600 метров над уровнем моря. Рассчитан на
регистрацию гамма-квантов с пороговой энергией 1 ТэВ. Телескоп состоит из двух
идентичных секций, которые расположены на расстоянии 20 м друг от друга в
направлении север-юг. Платформа каждой секции может вращаться вокруг своих осей:
горизонтальной – от горизонта до зенита, вертикальной – в диапазоне углов ±270°.
Рис.3 Одна из секций ГТ-48
Следует отметить, что вследствие особенностей альт-азимутальной монтировки
секций, поле зрения вращается вокруг центра поля зрения камеры. Этот факт учитывается
в определенных методиках обработки данных. На раме секции смонтирована оптическая
система, которая состоит из шести независимых элементов. Каждый элемент состоит из
четырех 1,2-метровых сферических зеркал, которые имеют один общий фокус. В фокусе
расположены светоприемники. Четыре из них на каждой секции предназначены для
регистрации черенковских вспышек в видимом диапазоне. Зеркала для таких приемников
имеют 5-метровый фокус. Остальные элементы с 3-метровым фокусом служат для
регистрации ультрафиолетовой части спектра. Каждый светоприемник крепится на четыре
штанги. В свою очередь на штангах крепятся бленды, которые предотвращают
паразитарной засветке приемников. Общая площадь зеркал обоих секций – 54 м2, их
количество – 48.
В качестве светоприемников в УФ диапазоне служат солнечно-слепые фотоумножители
(по одному ФЭП на приемник) с большим диаметром фотокатода – 100 мм. Максимум его
спектральной чувствительности на длине волны 270 нм, длинноволновая граница – 320
нм. Перед входным окном каждого ФЭП стоят светособиратели зеркального типа,
которые дают выигрыш в ~2 раза.
Схема установки камеры для видимого света напоминает структуру пчелиных сот.
Камера состоит из 37 фотоумножителей ФЭП-145, которые имеют ε=25%. Спектральная
чувствительность в диапазоне 200-650 нм с максимумом в области 420-440 нм. Короткий
фронт нарастания электрического импульса ~(1-2) нс позволяет использовать ФЭП для
регистрации черенковских вспышек со временем ~10 нс. Внешний диаметр фотокатода –
25 мм. Перед каждым ФЭП установлен плексигласовый конический световод. Входные
отверстия световодов имеют шестигранную форму плотно стоят один возле другого.
Этим обеспечивается полный сбор света. Средний диаметр световода – 37 мм, который
отвечает углу поля зрения одной ячейки 0,4°. Поле зрения всей камеры соответственно
2.6°. Точность позиционирования телескопа ±0,05°. , точность методики измерения
координат источника 0,1°. Так же при наблюдении используется (на аппаратном уровне)
две системы совпадений:
• первая – на одновременную регистрацию вспышки всеми ячейками камеры;
• вторая – на учет времени запоздания регистрации сигнала вследствие разнесения
двух установок на расстояние 20 м (с раздельной способностью во времени 100
нс).
2.1. HESS
Как пример 3-го поколения гамма-телескопов рассмотрим телескоп HESS.
Общие сведения. H.E.S.S – это атмосферный черенковский телескоп, позволяющй
наблюдать космические лучи в диапазоне от 100 ГэВ до 100 ТэВ. Происхождение
названия от английского словосочетания High Energy Stereoscopic System, и в честь
Виктора Хесса – исследователя космических лучей. Телескоп позволяет исследовать
объекты с потоком в несколько тысячных потока от Крабовидной туманности. В 2003 г
вступила в действие Фаза1, состоящая из четырех одинаковых телескопов расположенных
в углах квадрата с длиной стороны 120 м. Данные размеры позволяют одновременно
решить проблемы большой основной длины, нужной для получения стероскопического
изображения, и попаданием вспышки во все телескопы. Диагональ квадрата
ориентирована север-юг. Фаза2 предусматривает расположение в центре квадрата одной
большой тарелки с площадью 600 м2. Это позволит расширить энергетический порог,
чувствительность и угловое разрешение инструмента.
Рис.4 Общий вид стереоскопической системы HESS (слева) и один из четырех
телескопов (справа)
Местоположение. H.E.S.S расположен в Намибии на нагорье Хомас, на расстоянии 100
км от столицы страны – Виндхука. Точные координаты 16030’00’’ восточной долготы и
23016’18’’ южной широты. Отличительными особенностями данной местности являются:
• отличные оптические характеристики;
• климат, позволяющий обслуживать телескоп без лишних затрат.
Строение телескопа. На шестиугольной тарелке телескопа установлено 380
отражающих сегмента. Элементы составного зеркала со сферической кривизной
размещаются на сфере "Davies-Cotton", радиус которой равен фокусному расстоянию
составного зеркала f = 15 м и соотношение d/f=0.8. Расстояние от грани к грани 12 м.
Камера крепится на четырех штангах, расположенных в углах тарелки. Крепление тарелки
альт-азимутальное, что позволяет направить телескоп в любую точку неба. Основная рама
вращается вокруг вертикальной оси и несет тарелку, которая вращается по вертикали.
Опорная точка зеркала стабилизирована в пределах 0.15 мрад среднеквадратичных
значений по полному набору высот. Крепление вращается на круговых рельсах,
диаметром 13.6 м. Менее чем за 1с скорость вращения телескопа достигает 100 оборотов
за минуту.
Зеркала. Диаметр тарелки 13 м. Площадь зеркал 108 м2. Зеркало каждого из телескопа
составлено из 380 круглых сегментов диаметром 60 см. Сегменты сделаны из матового
стекла, алюминированного и покрытого кварцем. Каждый из сегментов в трех точках
прикреплен к конструкции тарелки посредством приклеенных подкладок. Две точки
управляются дистанционно для выравнивания зеркала. Отражательная способность зеркал
>80% (300-600 нм). Зеркала телескопа сфокусированы на объекте на расстоянии 10 км,
что соответствует стандартной высоте возникновения черенковских вспышек.
Камера. Камеры телескопа служат для захвата и записи изображений черенковских
вспышек. Они должны решать следующие проблемы:
• маленький размер пикселя (для детализации изображения);
• большое поле зрения (для наблюдения за протяженными источниками и общими
обзорами неба);
• триггерная система (для идентификации кратких и компактных вспышек, а так же
для отнятия фона свечения ночного неба).
Вся электроника для преобразования сигнала в цифровой находится внутри камеры.
Основные ее характеристики:
• Поле зрения 50
• Камера является модулем и состоит из 60 ячеек, каждая из которых содержит 16
PMТ.
• 960 элементов детектирования фотонов (пикселей) PMT, размеры которых 0.160.
Они собраны 29-ти мм 8-ми слойной фотоумножительной трубкой с
боросиликатными окнами. В окнах стоят конусы Уинстона для сосредотачивания
света от 40 мм входа пикселей на 21-миллиметровую активную область PMT. Это
позволяет уменьшать угол обзора и альбедо.
• Две подвижные стойки сзади камеры содержат электропитание и центральный
процессор для более аккуратной обработки.
• Каждую наносекунду сигнал подается на элетронику, каждые 128 нс происходит
запись данных. Динамический диапазон 0.1 до 2000 фотоэлектронов.
• Восьмиугольная камера с диаметром 1.5 м, весом 820 кг.
3. Методика реконструкции сигнала с ГТ-48
В результате сеанса наблюдений черенковских вспышек на ГТ-48 образуется набор
записей для источника и фона обеих секций. Для каждого события записываются
следующие параметры:
• время регистрации с точностью до 1 мкс (в сравнении с рубидиевым стнадартом);
• 37 амплитуд сигналов светоприемных камер видимого диапазона;
• одна амплитуда канала УФ излучения.
Стоит отметить, что амплитуды записываются в целых числах. Их диапазон 0-255 для
значение дискретов зарядово-цифрового преобразователя.
Подготовительный этап. Сеансы проведенные при плохой погоде, исключались из
дальнейшей обработки. Так же исключались сеансы в которых:
• дисперсия скорости подсчета отличалась на два стандартных отклонения от
теоретической;
• скорость подсчета была в два раза меньше максимальной.
Эти два критерия имеют разные значения в зависимости от данного зенитного угла.
Первичная обработка данных. Данные, которые остались, проходят следующий этап.
Не включаются в обработку следующие данные:
• события, которые имели максимум среди 18 краевых ячеек камеры;
• события, для которых хотя бы в одном из каналов амплитуда сигнала была выше
или равна максимальной для преобразования заряд-число;
• события, суммарная амплитуда которых ниже некоторой граничной;
• события, которые произошли при отклонении телескопа из 3-минутной зоны
ведения (или взаимное расхождение секций одна относительно другой за 3 угловых
минуты).
Кроме того, амплитуды сигналов корректируются с учетом калибровочных
коэффициентов. Последние отображают относительную разницу в коэффициентах
усиления каждого сигнала и получаются до и после наблюдения в процедуре освещения
каждого сигнала и получаются до и после наблюдения в процедуре освещения камер
лазерными светодиодами.
Для дальнейшего анализа зарегистрированные события описываются определенными
формальным параметрами. Для этого камере сопоставляется прямоугольная система
координат. Каждый канал имеет значение координат xi и yi, которые отвечают угловому
расстоянию ячейки от центра камеры, и амплитуду Ii. Все параметры, кроме амплитуды и
параметра для УФ излучение, находятся с так называемых первого и второго моментов
распределения яркости вспышки. Эти параметры находятся, в нашем случае, программой
Distrdou и называются координатно-независимыми (те, что не зависят от взаимного
расположения источника и вспышки): LENGTH, WIDTH. Эти две величины еще называют
основными параметрами. Формулы для первого и второго моментов распределения
яркости:
Координаты центра распределения яркости:
∑ xi I i Y =∑ yi I i
X c=
c
∑ Ii
∑ Ii
Вторые моменты:
∑ I i  x i − X c 2 ' ∑ I i  y i −Y c 2 ' ∑ I i  x i − X c  y i−Y c 
'
k 33 =
k 11=
k 22 =
∑ Ii
∑ Ii
∑ Ii
Вторичная обработка данных. Основным препятствием для выявления и дальнейшего
исследования источников гамма-вспышек СВЭ является присутствие значительного фона
космических лучей, частички которых также порождают черенковские вспышки в
атмосфере Земли. Отбор вспышек, которые инициированы гамма-квантами, происходил
на основе имеющихся отличий их изображений. Изображения вспышек от гамма-квантов
имеют более компактную форму, меньшие угловые размеры и ориентированы в поле
зрения камеры на источник излучения. Изображение от электромагнитной компоненты
космических лучей имеют большие размеры и распределены в поле зрения камеры в
первом приближении равномерно. Поэтому, если поле зрения разбить на ячейки размером
0,1'x0,1', считая их фиктивными источниками, и искать ориентированные на них вспышки
с помощью определенных критериев, то можно получить изображение и положение
источника гамма-квантов. Приведенные выше соображения лежат в основе так
называемого метода пробных источников.
Рис. 5 Основные параметры изображения вспышки в поле зрения камеры
Отбор по форме изображения вспышек происходил с применением параметра IPR
(Imaging Pattern Ratio), который характеризует степень их фрагментации. Ему
приписывают значение, которые равняются нулю в случае компактных вспышек и имеют
значение от 1 до 9 для более сильно фрагментированных. Параметр IPR для двух разных
секций может принимать разные значения с целью достижения максимального значения
отношения сигнал/шум. Присвоение вспышке определенного значения происходит на
этапе создания файлов типа TRACKBAD, которые использует уже упомянутая программа
Distrdou. Размеры изображений вспышек характеризуются эффективной длиной А и
эффективной шириной W (см. рис. 1). Энергию вспышки характеризует суммарная
амплитуда V. По обыкновению при отборе вспышек минимальное значение амплитуды не
превышает 150 единиц дискрета, что отвечает ~105 фотоэлектронам. Следует заметить,
что параметры IPR и V также являются координатно-независимыми.
Ориентация изображения вспышки в поле зрения камеры относительно направления
на объект определяется параметрами ALPHA, MISS, AZWIDTH, DIST (Hillas, 1985)
[Рис.5]. Параметр ALPHA, численно равный углу между направлением на источник от
центра распределения яркости изображения вспышки и направлением большой оси
эллипса изображения, параметр DIST, численно равный угловому расстоянию от центра
распределения яркости изображения вспышки к положению источника в фокальной
плоскости телескопу и параметры MISS и AZWIDTH, которые высчитываются на них
основе, являются координатно-зависимыми. MISS - наименьшее расстояние между
большой осью вспышки и источником, а AZWIDTH - так называемая азимутальная
ширина.
Предельные значения этих параметров отбора подбирались таким образом, чтобы
величина
эффекта,
выраженная
в
стандартных
отклонениях,
то
есть
Q = N s− N b  /  N s N b , была максимальной. Разница здесь интерпретируется как число
гамма-квантов, корень от суммы - статистическая погрешность этой величины. Сами
предельные величины получаются из численного моделирования, которое используется на
всех современных установках для регистрации гамма-квантов. Это позволяет получить
все важные характеристики самого телескопа (пороговую энергию, чувствительность к
потоку) и вносить коррективы в методы отсева гамма-квантов. Основным методом
является метод Монте-Карло. В нем расчеты развития "ливня" проводится методом
случайных чисел. При этом учитывается вероятностный характер взаимодействия
космического луча и частичек с атомами атмосферы. Результатом моделирования
является набор черенковских фотонов, которые достигли детектора. На данном этапе, при
учете характеристик телескопа, можем получить и определенные значения выше
упомянутых параметров вспышки. Кстати, численное моделирование проводится для
каждого телескопу отдельно при наблюдении определенного источника.
Отбор гамма-квантов на основе координатно-зависимых параметров позволяет
исключить до 99% вспышек, которые произошли от электромагнитной компоненты
космических лучей.
Связь параметров ALPHA, MISS и DIST задается геометрическим соотношениям
MISS = Dist•sin(ALPHA)
Так как параметры ALPHA, MISS, AZWIDTH связанны между собой, то можно
проводить отбор при участии каждого из них в паре с параметром DIST.
Стоит обратить внимание и на сам метод обработки. На данный момент на телескопе
ГТ-48 наблюдения проводятся методом ложных источников (FS-мода). Основная идея
заключается не столько в самом способе проведения наблюдения, сколько в методике
обработки данных. Суть метода:
• При обработке результатов, полученных методом сканирования, в поле зрения
телескопа вводятся некоторые искусственные (ложные) объекты. Эти объекты
синхронно с реальным объектом проходят по определенным траекториям через
поле зрения телескопа. [Рис6]
Рис.6 Карта траекторий движения ложных и реального объектов по полю зрения
камеры телескопа
•
Следующий этап - для каждой черенковской вспышки рассчитываются ее
параметры как относительно положения реального объекта, так и относительно
каждого из ложных объектов
• Используя тот или иной координатно-зависимый параметр в качестве критерия
отбора, для каждого из источников получают частотные распределения числа
отобранных событий в зависимости от положения объекта (истинного или ложных)
относительно центра поля зрения..
Такой подход позволяет оценить для координатно-зависимых
параметров
геометрический фактор, отражающий зависимость числа отобранных событий от
расстояния между центром поля зрения и объектом при регистрации фона космических
лучей.
Так как идет отбор событий с использованием координатно-зависимых параметров
вспышки, то для каждого из объектов (реального и ложных) в отобранные массивы
данных входят, по большей части, разные события из исходного массива. Имеет место
максимальное использование исходного массива данных в оценке фона сравнения. При
обычной обработке данных после применения критериев отбора остается не более 10%
событий.
• Окончательная зависимость числа гамма - подобных событий, как функция
расстояния между центром поля зрения и исследуемым объектом, находится в
результате вычитания из распределения для реального объекта усредненного
распределения для ложных объектов.
Число ложных источников выбирается из условия независимости результирующих
массивов. Оно сильно зависит от характеристик камеры (ее разрешающей способности) и
используемых критериев отбора гамма - подобных событий. Как правило, их число
равняется от 2 до 5.
3.1 Обработка данных Василенко А.
Посчитанные предельные значения заносятся в программу MAP.exe. Эта программа
выдает конечный файл в виде таблицы в файле map-st.res, где подаются результаты отсева
гамма-квантов за каждым параметром и их комбинацией, а также вероятности
детектирования источника при обработке соответствующим параметром. Для каждого
параметру образовывается три файла crit*.dat с данными отсеивания по
соответствующему критерию - для фона, источника и различия источник- фон для
построения объемных графиков. Потом из файла .res находится параметр, отсеивание по
которому дает самую большую сигму (колонка Sigma). В дальнейшем для построения
графиков, диаграмм и т.п., используется соответствующий данному параметру crit файл.
В 2006 году на гамма-телескопе Крымской Астрофизической Обсерватории ГТ-48
были проведены наблюдения таких нескольких гамма-источников СВЭ. В качестве
примера обработки данных возьмем BL Lac. Результаты последовательного отбора
сведены в таблицу: Табл. №1 - BL Lac. В таблицах используются следующие обозначения:
RAW - полное число событий, FILTERING - число событий после отсева за координатнозависимым параметром, ON - число событий при наблюдении источника, OFF - число
событий при наблюдении фона, Superfom - искусственно введенный параметр, который
состоит из нескольких координатно-зависимых параметров.
Data
ON
RAW
17499
FILTERING 864
Miss
193
SuperFom
194
Alpha
160
AzWidth
354
OFF
17546
791
116
113
97
259
ON-OFF
-47
73
77
81+/-17
63
95
Sigma
-0,25
1,79
4,38
4,62
3,93
3,84
На основе полученных данных были построены гистограммы уже отобранных гаммаподобных событий для источников. Кроме того, рядом размещена гистограмма для
зависимости от величины probability*intensity, где лучше видно положения гаммаисточников [Рис.7].
3 4 0 .0 0
3 2 0 .0 0
3 0 0 .0 0
2 8 0 .0 0
2 6 0 .0 0
2 4 0 .0 0
2 2 0 .0 0
2 0 0 .0 0
1 8 0 .0 0
1 6 0 .0 0
1 4 0 .0 0
1 2 0 .0 0
1 0 0 .0 0
8 0 .0 0
6 0 .0 0
4 0 .0 0
2 0 .0 0
0 .0 0
Рис.7 BL Lac
3.2 Обработка данных Соболенко М.
Посчитанные предельные значения заносятся в программу MegaMap.exe. Затем в этой
программе открывается файл MAP-ST.CUT. В верхнем окне появится список файлов,
которые содержат данные фона и источника. Слева расположен столбец «Параметры
обработки», по умолчанию каждому параметру приписано числовое значение. При
нажатии кнопки «обработать» (рядом со списком файлов) данные обрабатываются для
значений параметров в левой колонке. Получаем значение Sigma для параметров RAW,
Filter(1), SuFom(2), Alpha(3), Miss(4), AzW(5) и среднее значение этого параметра Aver.
Далее мы хотим найти такую комбинацию значений параметров, чтобы средняя Sigma
была наибольшей. Делается это следующим образом. Выбираем один параметр. На
верхней панели заходим в «Параметры обработки» и смотрим границы выбранного
параметра и заданный шаг. Если нас устраивают значения закрываем окно, выбираем этот
же параметр в «Варианты обработки» и нажимаем кнопку «Диапазон». Выведется таблица
с меняющимся выбранным параметром и значением
Sigma для других параметров.
Выбираем наибольшие Sigma и запоминаем значение параметра. Затем в левой колонке
следует обязательно записать выбранное значение соответствующего парметра. Так
проделываем для всех нужных параметров. Программа записывает обработанные данные
в папку MAP в формате CRITХУ.DAT, где Х – номер параметра (указан в скобках после
параметра), У – В-фон, S-источник, R-разница.
Затем эти файлы открываются с помощью программы OriginPro. Третья колонка
преобразуется в ось z. Затем Edit → Convert to Matrics → Regular XYZ. Получим матрицу.
Оставляя окно с матрицей активным заходим в Plot→3D Color Fill Surface и как результат
карта прихода гамма-квантов. Также можно получить изофоты распределения
направлений приходов гамма-квантов. Для этого заходим Plot→Contour Plot→Contour – B/
W Lines + Lables. Как результат изофоты.
Как пример можно привести данные полученные для объекта 3С 66А в 2008 году.
Этот объект - BL Lac Object с координатами α=350.01 и δ=420.48. В таблице представлено
количество событий полученных методом ложных источников и зарегистрированных при
наблюдениях источника и фона.
Этапы отбора
Без отбора
Предварительный
ALPHA
MISS
Число событий
Источник Фон
Разность
12851
13080
-229
1325
1238
87
361
221
140
210
118
92
Величина
эффекта
-1.42
1.72
5.80
5.08
На основе полученных результатов были построены трехмерные гистограммы
отобранных гамма-подобных событий для источника [Рис. 8].
ALPHA
Карта вероятного прихода гаммаподобных событий
Изофоты распределения
направлений приходов гаммаквантов
MISS
Карта вероятного прихода гаммаподобных событий
Изофоты распределения
направлений приходов гаммаквантов